Evolúcia hviezd rôzne spôsoby vývoja. Záverečné fázy hviezdneho vývoja
Hoci sa hviezdy zdajú byť večné v ľudskom časovom meradle, rovnako ako všetky veci v prírode sa rodia, žijú a umierajú. Podľa všeobecne uznávanej hypotézy o oblaku plynu a prachu sa hviezda zrodí ako výsledok gravitačnej kompresie medzihviezdneho oblaku plynu a prachu. Keď sa takýto oblak stáva hustejším, najskôr sa vytvorí protostar, teplota v jeho strede sa neustále zvyšuje, až kým nedosiahne hranicu potrebnú na to, aby rýchlosť tepelného pohybu častíc prekročila prahovú hodnotu, po ktorej sú protóny schopné prekonať makroskopické sily vzájomného elektrostatického odpudzovania ( cm. Coulombov zákon) a vstupujú do termonukleárnej fúznej reakcie ( cm. Jadrový rozpad a fúzia).
V dôsledku viacstupňovej termonukleárnej fúznej reakcie štyroch protónov nakoniec vznikne jadro hélia (2 protóny + 2 neutróny) a uvoľní sa celá fontána rôznych elementárnych častíc. V konečnom stave celková hmotnosť vytvorených častíc menšie hmotnosti štyroch počiatočných protónov, čo znamená, že počas reakcie sa uvoľňuje voľná energia ( cm. Teória relativity). Z tohto dôvodu sa vnútorné jadro novozrodenej hviezdy rýchlo zahreje na ultra vysoké teploty a jej prebytočná energia začne vystreľovať smerom k jej menej horúcemu povrchu – a von. Súčasne sa tlak v strede hviezdy začína zvyšovať ( cm. stavová rovnica pre ideálny plyn). Hviezda teda „spaľovaním“ vodíka v procese termonukleárnej reakcie neumožňuje silám gravitačnej príťažlivosti, aby sa stlačili do superhustého stavu, čím čelia gravitačnému kolapsu neustále sa obnovujúcim vnútorným tepelným tlakom, čo vedie k stabilnej energii. rovnováhu. O hviezdach v štádiu aktívneho spaľovania vodíka sa hovorí, že sú v „hlavnej fáze“ svojho životného cyklu alebo vývoja ( cm. Hertzsprungov-Russellov diagram). Premena jedného chemického prvku na iný vo vnútri hviezdy sa nazýva jadrovej fúzie alebo nukleosyntéza.
Najmä Slnko je v aktívnom štádiu spaľovania vodíka v procese aktívnej nukleosyntézy asi 5 miliárd rokov a zásoby vodíka v jadre na jeho pokračovanie by mali nášmu svietidlu vystačiť na ďalších 5,5 miliardy rokov. Čím je hviezda hmotnejšia, tým má viac vodíkového paliva, ale aby pôsobila proti silám gravitačného kolapsu, musí spaľovať vodík rýchlosťou, ktorá prevyšuje rýchlosť rastu zásob vodíka, keď sa hmotnosť hviezdy zvyšuje. Čím je teda hviezda hmotnejšia, tým je jej životnosť určená vyčerpaním zásob vodíka kratšia a najväčšie hviezdy doslova zhoria za „nejaké“ desiatky miliónov rokov. Najmenšie hviezdy, na druhej strane, žijú pohodlne stovky miliárd rokov. Takže podľa tejto stupnice naše Slnko patrí k „silným stredným roľníkom“.
Skôr či neskôr však každá hviezda spotrebuje všetok vodík dostupný na spaľovanie vo svojej fúznej peci. Čo bude ďalej? Závisí to aj od hmotnosti hviezdy. Slnko (a všetky hviezdy menej ako osemnásobok svojej hmotnosti) končia svoj život veľmi banálnym spôsobom. S vyčerpávaním zásob vodíka vo vnútri hviezdy začínajú prevládať sily gravitačnej kontrakcie, ktoré od samotného okamihu zrodu hviezdy trpezlivo čakajú na túto hodinu - a pod ich vplyvom hviezda začína zmršťovať a kondenzovať. Tento proces má dvojaký účinok: Teplota vo vrstvách bezprostredne okolo jadra hviezdy stúpne na úroveň, pri ktorej sa tam obsiahnutý vodík nakoniec dostane do fúznej reakcie za vzniku hélia. Zároveň teplota v samotnom jadre, ktoré teraz pozostáva prakticky z jedného hélia, stúpne natoľko, že samotné hélium – akýsi „popol“ rozpadajúcej sa primárnej reakcie nukleosyntézy – vstupuje do novej termonukleárnej fúznej reakcie: jednej uhlíkové jadro je tvorené z troch jadier hélia. Tento proces sekundárnej reakcie termonukleárnej fúzie, poháňaný produktmi primárnej reakcie, je jedným z kľúčových momentov v životnom cykle hviezd.
Pri sekundárnom spaľovaní hélia v jadre hviezdy sa uvoľní toľko energie, že hviezda začne doslova napučiavať. Najmä obal Slnka sa v tomto štádiu života rozšíri za obežnú dráhu Venuše. V tomto prípade zostáva celková energia žiarenia hviezdy približne na rovnakej úrovni ako počas hlavnej fázy jej života, ale keďže táto energia je teraz vyžarovaná cez oveľa väčší povrch, vonkajšia vrstva hviezdy sa ochladí na červenú. časť spektra. Hviezda sa mení na červený obor.
Pre hviezdy ako Slnko po vyčerpaní paliva, ktoré živí sekundárnu reakciu nukleosyntézy, opäť nastáva štádium gravitačného kolapsu – tentoraz konečné. Teplota vo vnútri jadra už nie je schopná stúpnuť na úroveň potrebnú na spustenie ďalšej úrovne fúzie. Preto sa hviezda zmršťuje, kým sa gravitačné sily nevyrovnajú ďalšou silovou bariérou. V jeho úlohe je degenerovaný tlak elektrónového plynu(cm. Chandrasekharov limit). Elektróny, ktoré až do tejto fázy hrali vo vývoji hviezdy rolu nezamestnaných komparzistov, sa nezúčastňujú reakcií jadrovej fúzie a voľne sa pohybujú medzi jadrami, ktoré sú v procese syntézy, v určitom štádiu kompresie sú zbavené. "životného priestoru" a začnú "odolávať" ďalšiemu gravitačnému stláčaniu hviezdy. Stav hviezdy sa stabilizuje a mení sa na degenerovaný biely trpaslík, ktorý bude vyžarovať zvyškové teplo do priestoru, kým úplne nevychladne.
Hviezdy hmotnejšie ako Slnko čaká oveľa veľkolepejší koniec. Po spálení hélia sa ich hmotnosť počas kompresie ukáže ako dostatočná na zahriatie jadra a obalu na teploty potrebné na spustenie ďalších nukleosyntetických reakcií – uhlíka, potom kremíka, horčíka – a tak ďalej, ako sa jadrové hmoty zvyšujú. Zároveň na začiatku každej novej reakcie v jadre hviezdy tá predchádzajúca pokračuje v jej obale. V skutočnosti všetky chemické prvky, až po železo, ktoré tvoria vesmír, vznikli práve v dôsledku nukleosyntézy vo vnútri umierajúcich hviezd tohto typu. Ale železo je limit; nemôže slúžiť ako palivo pre jadrovú fúziu alebo rozpadové reakcie pri akejkoľvek teplote a tlaku, pretože jej rozpad a pridávanie ďalších nukleónov si vyžaduje prílev vonkajšej energie. Výsledkom je, že masívna hviezda v sebe postupne hromadí železné jadro, ktoré nemôže slúžiť ako palivo pre akékoľvek ďalšie jadrové reakcie.
Len čo teplota a tlak vo vnútri jadra dosiahnu určitú úroveň, elektróny začnú interagovať s protónmi železných jadier, čo vedie k tvorbe neutrónov. A vo veľmi krátkom časovom období – niektorí teoretici sa domnievajú, že to trvá niekoľko sekúnd – sa elektróny voľné počas predchádzajúceho vývoja hviezdy doslova rozpustia v protónoch železných jadier, všetka hmota jadra hviezdy sa zmení na súvislý zväzok neutrónov a začne sa rýchlo zmenšovať pri gravitačnom kolapse, pretože tlak degenerovaného elektrónového plynu proti nemu klesne na nulu. Vonkajší obal hviezdy, spod ktorého je vyrazená akákoľvek podpora, sa zrúti smerom k stredu. Energia zrážky zrúteného vonkajšieho obalu s neutrónovým jadrom je taká vysoká, že sa odráža veľkou rýchlosťou a rozptyľuje sa na všetky strany od jadra - a hviezda doslova exploduje v oslepujúcom záblesku. supernova hviezdy. V priebehu niekoľkých sekúnd sa počas výbuchu supernovy môže do vesmíru uvoľniť viac energie ako všetky hviezdy v galaxii dohromady za rovnaký čas.
Po výbuchu supernovy a roztiahnutí obalu hviezd s hmotnosťou asi 10-30 hmotností Slnka vedie pokračujúci gravitačný kolaps k vytvoreniu neutrónovej hviezdy, ktorej hmota je stláčaná, až o sebe začne byť cítiť. tlak degenerovaných neutrónov - inými slovami, teraz neutróny (rovnako ako predtým elektróny) začínajú odolávať ďalšej kompresii, ktorá si vyžaduje sebaživotný priestor. K tomu zvyčajne dochádza, keď hviezda dosiahne veľkosť asi 15 km v priemere. V dôsledku toho vzniká rýchlo rotujúca neutrónová hviezda, ktorá vysiela elektromagnetické impulzy s frekvenciou svojej rotácie; takéto hviezdy sa nazývajú pulzary. Napokon, ak hmotnosť jadra hviezdy presiahne 30 hmotností Slnka, nič nemôže zastaviť jej ďalší gravitačný kolaps a v dôsledku výbuchu supernovy,
Hviezda hmotnosti t☼ a polomer R možno charakterizovať jeho potenciálnou energiou E . Potenciál alebo gravitačnej energie hviezdy sa nazýva práca, ktorú treba vynaložiť, aby sa hmota hviezdy rozprášila do nekonečna. Naopak, táto energia sa uvoľňuje pri kontrakcii hviezdy, t.j. ako sa jeho polomer zmenšuje. Hodnota tejto energie sa dá vypočítať pomocou vzorca:
Potenciálna energia Slnka je: E ☼ = 5,9∙10 41 J.
Teoretická štúdia procesu gravitačnej kontrakcie hviezdy ukázala, že hviezda vyžaruje približne polovicu svojej potenciálnej energie, zatiaľ čo druhú polovicu spotrebuje na zvýšenie teploty svojej hmoty na približne desať miliónov kelvinov. Je však ľahké sa uistiť, že Slnko by túto energiu vyžarovalo za 23 miliónov rokov. Gravitačná kontrakcia teda môže byť zdrojom energie pre hviezdy len v niektorých pomerne krátkych fázach ich vývoja.
Teóriu termonukleárnej fúzie sformulovali v roku 1938 nemeckí fyzici Karl Weizsacker a Hans Bethe. Predpokladom na to bolo po prvé, v roku 1918 F. Aston (Anglicko) určenie hmotnosti atómu hélia, ktorá sa rovná 3,97 hmotnostiam atómu vodíka. , po druhé, identifikácia vzťahu medzi telesnou hmotnosťou v roku 1905 t a jeho energiu E vo forme Einsteinovho vzorca:
kde c je rýchlosť svetla, po tretie, objav v roku 1929, že v dôsledku tunelového efektu sa dve rovnako nabité častice (dva protóny) môžu priblížiť na vzdialenosť, kde bude príťažlivá sila väčšia, a tiež objav v roku 1932 pozitrón e + a neutrón p.
Prvou a najúčinnejšou z reakcií termonukleárnej fúzie je vytvorenie štyroch protónov p jadra atómu hélia podľa schémy:
Tu je dôležité, čo sa tu deje. hromadný defekt: hmotnosť jadra hélia je 4,00389 a.m.u., zatiaľ čo hmotnosť štyroch protónov je 4,03252 a.m.u. Pomocou Einsteinovho vzorca vypočítame energiu, ktorá sa uvoľní pri tvorbe jedného jadra hélia:
Je ľahké vypočítať, že ak by Slnko v počiatočnom štádiu vývoja pozostávalo iba z vodíka, potom by jeho premena na hélium postačovala na existenciu Slnka ako hviezdy pri súčasnej strate energie asi 100 miliárd rokov. V skutočnosti hovoríme o „vyhorení“ asi 10 % vodíka z najhlbšieho vnútra hviezdy, kde je teplota dostatočná na fúzne reakcie.
Héliové fúzne reakcie môžu prebiehať dvoma spôsobmi. Prvý sa volá pp-cyklus, druhý - S NO-cyklus. V oboch prípadoch, dvakrát v každom jadre hélia, sa protón zmení na neutrón podľa schémy:
,
kde V- neutríno.
Tabuľka 1 ukazuje priemerný čas každej z reakcií termonukleárnej fúzie, interval, počas ktorého sa počet počiatočných častíc zníži o e raz.
Tabuľka 1. Reakcie syntézy hélia.
Účinnosť fúznych reakcií je charakterizovaná výkonom zdroja, množstvom energie, ktorá sa uvoľní na jednotku hmotnosti látky za jednotku času. Z teórie vyplýva, že
, keďže . Teplotný limit T, nad ktorým sa bude hrať hlavná rola nie pp-, a Cyklus CNO, sa rovná 15∙10 6 K. V útrobách Slnka budú hrať hlavnú úlohu pp- cyklu. Práve preto, že prvá z jeho reakcií má veľmi dlhú charakteristickú dobu (14 miliárd rokov), Slnko a podobné hviezdy prechádzajú svojou evolučnou cestou približne desať miliárd rokov. Pre masívnejšie biele hviezdy je tento čas desaťkrát a stokrát kratší, pretože charakteristický čas hlavných reakcií je oveľa kratší. CNO- cyklu.Ak teplota vo vnútri hviezdy po vyčerpaní tamojšieho vodíka dosiahne stovky miliónov kelvinov, a to je možné u hviezd s hmotnosťou t>1,2 m ☼ , potom sa reakcia premeny hélia na uhlík stane zdrojom energie podľa schémy:
. Výpočet ukazuje, že hviezda spotrebuje zásoby hélia približne za 10 miliónov rokov. Ak je jeho hmotnosť dostatočne veľká, jadro sa naďalej zmenšuje a pri teplotách nad 500 miliónov stupňov sú možné fúzne reakcie zložitejších atómových jadier podľa schémy: 
Pri vyšších teplotách prebiehajú nasledujúce reakcie:
atď. až po tvorbu železných jadier. Toto sú reakcie exotermický, v dôsledku ich priebehu sa uvoľňuje energia.
Ako vieme, energia, ktorú hviezda vyžaruje do okolitého priestoru, sa uvoľňuje v jej vnútri a postupne presakuje na povrch hviezdy. Tento prenos energie cez hrúbku hmoty hviezdy možno uskutočniť dvoma mechanizmami: sálavý prenos alebo konvekcia.
V prvom prípade hovoríme o viacnásobnej absorpcii a opätovnej emisii kvant. V skutočnosti pri každom takomto akte dochádza k štiepeniu kvánt, preto sa namiesto tvrdých γ-kván, ktoré vznikajú pri termonukleárnej fúzii v útrobách hviezdy, dostanú na jej povrch milióny nízkoenergetických kvánt. V tomto prípade je splnený zákon zachovania energie.
V teórii prenosu energie sa zavádza pojem dĺžky voľnej dráhy kvanta o určitej frekvencii υ. Je ľahké vidieť, že v podmienkach hviezdnej atmosféry dĺžka voľnej dráhy kvanta nepresahuje niekoľko centimetrov. A čas úniku energetických kvánt zo stredu hviezdy na jej povrch sa meria v miliónoch rokov.Vo vnútri hviezd však môžu nastať podmienky, pri ktorých je takáto rovnováha žiarenia narušená. Podobne sa voda správa v nádobe, ktorá je ohrievaná zospodu. Kvapalina je tu určitý čas v rovnovážnom stave, pretože molekula, ktorá dostala prebytok energie priamo zo dna nádoby, dokáže časť energie odovzdať v dôsledku zrážok iným molekulám, ktoré sú vyššie. V nádobe sa tak vytvorí určitý teplotný gradient od jej dna po horný okraj. V priebehu času sa však rýchlosť, ktorou môžu molekuly prenášať energiu nahor prostredníctvom zrážok, znižuje ako rýchlosť prenosu tepla zdola. Dochádza k varu - prenosu tepla priamym pohybom látky.
Ako viete, hviezdy získavajú energiu z reakcií termonukleárnej fúzie a skôr či neskôr každá hviezda zažije okamih, keď sa termonukleárne palivo skončí. Čím vyššia je hmotnosť hviezdy, tým rýchlejšie spáli všetko, čo sa dá, a ide do záverečnej fázy svojej existencie. Ďalšie udalosti môžu prebiehať podľa rôznych scenárov, ktorý - v prvom rade závisí opäť od masy.
V čase, keď vodík v strede hviezdy „dohorie“, sa v nej uvoľní héliové jadro, ktoré sa stiahne a uvoľní energiu. V budúcnosti v ňom môžu začať spaľovacie reakcie hélia a následných prvkov (pozri nižšie). Vonkajšie vrstvy sa mnohonásobne zväčšia pod vplyvom zvýšeného tlaku prichádzajúceho z ohriateho jadra, hviezda sa stáva červeným obrom.
V závislosti od hmotnosti hviezdy v nej môžu prebiehať rôzne reakcie. To určuje, aké zloženie bude mať hviezda v čase, keď fúzia vybledne.
bielych trpaslíkov
Pre hviezdy s hmotnosťou do 10 MC váži jadro menej ako 1,5 MC. Po ukončení termonukleárnych reakcií sa tlak žiarenia zastaví a jadro sa začne zmenšovať vplyvom gravitácie. Stláča sa, až kým tlak degenerovaného elektrónového plynu v dôsledku Pauliho princípu nezačne rušiť. Vonkajšie vrstvy sa odlupujú a rozptyľujú a vytvárajú planetárnu hmlovinu. Prvú takúto hmlovinu objavil francúzsky astronóm Charles Messier v roku 1764 a katalogizoval ju ako M27.
To, čo vyšlo z jadra, sa nazýva biely trpaslík. Bieli trpaslíci majú hustotu väčšiu ako 10 7 g/cm 3 a povrchovú teplotu asi 10 4 K. Svietivosť je o 2-4 rády nižšia ako svietivosť Slnka. Neprebieha v ňom termonukleárna fúzia, všetka ním vyžarovaná energia sa skôr naakumulovala.Bieli trpaslíci sa teda pomaly ochladzujú a prestávajú byť viditeľné.
Biely trpaslík má ešte šancu byť aktívny, ak je súčasťou dvojhviezdy a pritiahne na seba hmotu spoločníka (spoločník sa napríklad stal červeným obrom a svojou hmotou zaplnil celý svoj Rocheov lalok). V tomto prípade môže začať buď syntéza vodíka v cykle CNO pomocou uhlíka obsiahnutého v bielom trpaslíkovi, a končí sa odlupovaním vonkajšej vodíkovej vrstvy („nová“ hviezda). Alebo hmota bieleho trpaslíka môže narásť natoľko, že sa jeho uhlíkovo-kyslíková zložka rozsvieti, vlna výbušného horenia prichádza zo stredu. V dôsledku toho sa tvoria ťažké prvky s uvoľňovaním veľkého množstva energie:
12 С + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV
Svietivosť hviezdy sa silne zvyšuje počas 2 týždňov, potom rapídne klesá počas ďalších 2 týždňov, po ktorých naďalej klesá približne 2-krát za 50 dní. Hlavná energia (asi 90 %) je emitovaná vo forme gama kvánt z rozpadového reťazca izotopov niklu.Tento jav sa nazýva supernova 1. typu.
Neexistujú žiadni bieli trpaslíci s hmotnosťou 1,5 alebo viac hmotnosti Slnka. Vysvetľuje to skutočnosť, že pre existenciu bieleho trpaslíka je potrebné vyrovnať gravitačnú kompresiu s tlakom elektrónového plynu, ale to sa deje pri hmotnostiach nie vyšších ako 1,4 M C, toto obmedzenie sa nazýva Chandrasekharov limit. Hodnotu možno získať ako podmienku rovnosti tlakových síl a gravitačných kontrakčných síl za predpokladu, že hybnosť elektrónov je určená vzťahom neurčitosti pre objem, ktorý zaberajú, a pohybujú sa rýchlosťou blízkou rýchlosti svetla.
neutrónové hviezdy
V prípade hmotnejších (> 10 M C) hviezd sa veci dejú trochu inak. Vysoká teplota v jadre aktivuje reakcie pohlcujúce energiu, ako je vyraďovanie protónov, neutrónov a častíc alfa z jadier, ako aj e- zachytávanie vysokoenergetických elektrónov, ktoré kompenzujú hmotnostný rozdiel dvoch jadier. Druhá reakcia vytvára prebytok neutrónov v jadre. Obe reakcie vedú k jej ochladzovaniu a celkovej kontrakcii hviezdy. Keď energia jadrovej fúzie skončí, kontrakcia sa zmení na takmer voľný pád obalu na kontrahujúce jadro. To prudko zrýchľuje rýchlosť fúzie vo vonkajších padajúcich vrstvách, čo vedie k emisii obrovského množstva energie v priebehu niekoľkých minút (porovnateľnej s energiou, ktorú vyžarujú svetelné hviezdy počas celej svojej existencie).
V dôsledku vysokej hmotnosti kolabujúce jadro prekoná tlak elektrónového plynu a ďalej sa sťahuje. V tomto prípade dochádza k reakciám p + e - → n + ν e, po ktorých nie sú takmer žiadne elektróny, ktoré interferujú s kompresiou v jadre. Kompresia nastáva do veľkosti 10 − 30 km, čo zodpovedá hustote určenej tlakom neutrónového degenerovaného plynu. Hmota dopadajúca na jadro prijíma rázovú vlnu odrazenú od neutrónového jadra a časť energie uvoľnenej pri jeho stlačení, čo vedie k rýchlemu vymršteniu vonkajšieho obalu do strán. Výsledný objekt sa nazýva neutrónová hviezda. Väčšina (90 %) energie uvoľnenej z gravitačnej kontrakcie je odnesená neutrínami v prvých sekundách po kolapse. Vyššie uvedený proces sa nazýva výbuch supernovy typu II. Energia výbuchu je taká, že niektoré z nich sú (málokedy) viditeľné voľným okom, dokonca aj za denného svetla. Prvú supernovu zaznamenali čínski astronómovia v roku 185 nášho letopočtu. V súčasnosti je zaznamenaných niekoľko stoviek ohnísk ročne.
Výsledná neutrónová hviezda má hustotu ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Zachovanie momentu hybnosti počas kontrakcie hviezdy vedie k veľmi krátkym periódam otáčania, zvyčajne v rozsahu od 1 do 1000 ms. Pre bežné hviezdy sú takéto obdobia nemožné, pretože Ich gravitácia nebude schopná pôsobiť proti odstredivým silám takejto rotácie. Neutrónová hviezda má veľmi veľké magnetické pole, dosahujúce na povrchu 10 12 -10 13 gaussov, čo vedie k silnému elektromagnetickému žiareniu. Magnetická os, ktorá sa nezhoduje s osou rotácie, vedie k tomu, že neutrónová hviezda vysiela periodické (s periódou rotácie) pulzy žiarenia v danom smere. Takáto hviezda sa nazýva pulzar. Táto skutočnosť pomohla ich experimentálnemu objavu a využíva sa na objavovanie. Detegovať neutrónovú hviezdu optickými metódami je oveľa ťažšie pre jej nízku svietivosť. Obdobie otáčania sa postupne znižuje v dôsledku prechodu energie na žiarenie.
Vonkajšia vrstva neutrónovej hviezdy sa skladá z kryštalickej hmoty, najmä železa a jeho susedných prvkov. Väčšinu zvyšku hmoty tvoria neutróny, pióny a hyperóny môžu byť v samom strede. Hustota hviezdy sa zvyšuje smerom k stredu a môže dosiahnuť hodnoty oveľa väčšie ako hustota jadrovej hmoty. Správanie hmoty pri takýchto hustotách je zle pochopené. Existujú teórie o voľných kvarkoch, vrátane nielen prvej generácie, pri takýchto extrémnych hustotách hadrónovej hmoty. Sú možné supravodivé a supratekuté stavy neutrónovej hmoty.
Existujú 2 mechanizmy chladenia neutrónovej hviezdy. Jednou z nich je emisia fotónov, ako všade inde. Druhým mechanizmom je neutríno. Prevláda, pokiaľ je teplota jadra nad 10 8 K. Obvykle zodpovedá povrchovej teplote nad 10 6 K a trvá 10 5 −10 6 rokov. Existuje niekoľko spôsobov, ako emitovať neutrína:
Čierne diery
Ak hmotnosť pôvodnej hviezdy presiahla 30 hmotností Slnka, potom jadro vytvorené pri výbuchu supernovy bude ťažšie ako 3 M C . Pri takejto hmotnosti už tlak neutrónového plynu nemôže obmedzovať gravitáciu a jadro sa nezastaví v štádiu neutrónovej hviezdy, ale pokračuje v kolapse (experimentálne objavené neutrónové hviezdy však nemajú hmotnosť väčšiu ako 2 hmotnosti Slnka , nie tri). Tentoraz kolapsu nič nezabráni a vzniká čierna diera. Tento objekt má čisto relativistickú povahu a nemožno ho vysvetliť bez GR. Napriek tomu, že hmota sa podľa teórie zrútila do bodu - singularity, čierna diera má nenulový polomer, nazývaný Schwarzschildov polomer:
R W \u003d 2GM / c 2.
Polomer označuje hranicu gravitačného poľa čiernej diery, ktorá je neprekonateľná aj pre fotóny, nazývaná horizont udalostí. Napríklad Schwarzschildov polomer Slnka je len 3 km. Mimo horizontu udalostí je gravitačné pole čiernej diery rovnaké ako gravitačné pole bežného objektu s jej hmotnosťou. Čiernu dieru možno pozorovať iba nepriamymi účinkami, pretože sama o sebe nevyžaruje žiadnu výraznú energiu.
Napriek tomu, že nič nemôže opustiť horizont udalostí, čierna diera môže stále vytvárať žiarenie. V kvantovom fyzickom vákuu sa virtuálne páry častica-antičastica neustále rodia a zanikajú. Najsilnejšie gravitačné pole čiernej diery s nimi môže interagovať skôr, než zmiznú a pohltia antičasticu. Ak bola celková energia virtuálnej antičastice záporná, potom čierna diera stráca hmotnosť a zostávajúca častica sa stáva skutočnou a dostáva energiu dostatočnú na to, aby odletela z poľa čiernej diery. Toto žiarenie sa nazýva Hawkingovo žiarenie a má spektrum čierneho telesa. Môže byť priradená určitá teplota:
Vplyv tohto procesu na hmotnosť väčšiny čiernych dier je zanedbateľný v porovnaní s energiou, ktorú dostávajú dokonca aj z CMB. Výnimkou sú reliktné mikroskopické čierne diery, ktoré mohli vzniknúť v raných fázach vývoja vesmíru. Malé veľkosti urýchľujú proces odparovania a spomaľujú proces naberania hmoty. Posledné fázy vyparovania takýchto čiernych dier sa musia skončiť výbuchom. Nikdy neboli zaznamenané žiadne výbuchy zodpovedajúce popisu.
Hmota padajúca do čiernej diery sa zahrieva a stáva sa zdrojom röntgenového žiarenia, čo slúži ako nepriamy znak prítomnosti čiernej diery. Keď hmota s veľkým momentom hybnosti spadne do čiernej diery, vytvorí okolo nej rotujúci akrečný disk, v ktorom častice pred pádom do čiernej diery stratia energiu a moment hybnosti. V prípade supermasívnej čiernej diery existujú dva odlišné smery pozdĺž osi disku, v ktorých tlak emitovaného žiarenia a elektromagnetické efekty urýchľujú častice vyrazené z disku. To vytvára silné prúdy hmoty v oboch smeroch, ktoré možno aj zaregistrovať. Podľa jednej teórie sú takto usporiadané aktívne jadrá galaxií a kvazarov.
Rotujúca čierna diera je zložitejší objekt. Svojou rotáciou „zachytáva“ určitú oblasť priestoru za horizontom udalostí („Lense-Thirringov efekt“). Táto oblasť sa nazýva ergosféra, jej hranica sa nazýva statická hranica. Statický limit je elipsoid, ktorý sa zhoduje s horizontom udalostí na dvoch póloch rotácie čiernej diery.
Rotujúce čierne diery majú ďalší mechanizmus straty energie prostredníctvom jej prenosu na častice, ktoré spadli do ergosféry. Táto strata energie je sprevádzaná stratou momentu hybnosti a spomaľuje rotáciu.
Bibliografia
- S.B. Popov, M.E. Prokhorov "Astrofyzika jednotlivých neutrónových hviezd: rádiotiché neutrónové hviezdy a magnetary" SAI MSU, 2002
- William J. Kaufman „Kozmické hranice relativity“ 1977
- Iné internetové zdroje
20. december 10 r.
Ako každé teleso v prírode, ani hviezdy nemôžu zostať nezmenené. Rodia sa, vyvíjajú sa a nakoniec „zomrú“. Vývoj hviezd trvá miliardy rokov, no o čase ich vzniku sa vedú spory. Predtým astronómovia verili, že proces ich „zrodenia“ z hviezdneho prachu si vyžaduje milióny rokov, no nie je to tak dávno, čo sa podarilo získať fotografie oblasti oblohy zo zloženia Veľkej hmloviny v Orióne. Za pár rokov došlo k malému
Na fotografiách z roku 1947 bola na tomto mieste zaznamenaná malá skupina objektov podobných hviezdam. V roku 1954 sa niektoré z nich už stali podlhovastými a po ďalších piatich rokoch sa tieto objekty rozpadli na samostatné. Prvýkrát sa teda proces zrodu hviezd odohral doslova pred astronómami.
Pozrime sa bližšie na to, ako prebieha štruktúra a vývoj hviezd, ako začínajú a končia svoj nekonečný, podľa ľudských štandardov, život.
Tradične vedci predpokladajú, že hviezdy vznikajú v dôsledku kondenzácie oblakov plyno-prachového prostredia. Pôsobením gravitačných síl sa z vytvorených oblakov vytvorí nepriehľadná plynová guľa, ktorá má hustú štruktúru. Jeho vnútorný tlak nedokáže vyrovnať gravitačné sily, ktoré ho stláčajú. Postupne sa guľa zmršťuje natoľko, že teplota vnútra hviezdy stúpa a tlak horúceho plynu vo vnútri gule vyrovnáva vonkajšie sily. Potom sa kompresia zastaví. Trvanie tohto procesu závisí od hmotnosti hviezdy a zvyčajne sa pohybuje od dvoch do niekoľkých stoviek miliónov rokov.
Štruktúra hviezd implikuje veľmi vysokú teplotu v ich hĺbkach, čo prispieva k nepretržitým termonukleárnym procesom (vodík, ktorý ich tvorí, sa mení na hélium). Práve tieto procesy sú príčinou intenzívneho žiarenia hviezd. Čas, za ktorý spotrebujú dostupnú zásobu vodíka, je určený ich hmotnosťou. Od toho závisí aj dĺžka žiarenia.
Keď sa zásoby vodíka vyčerpajú, vývoj hviezd sa blíži k štádiu formovania, a to nasledovne. Po zastavení uvoľňovania energie začnú gravitačné sily stláčať jadro. V tomto prípade sa veľkosť hviezdy výrazne zväčšuje. S pokračujúcim procesom sa tiež zvyšuje svietivosť, ale len v tenkej vrstve na hranici jadra.
Tento proces je sprevádzaný zvýšením teploty zmršťujúceho sa jadra hélia a premenou jadier hélia na jadrá uhlíka.
Podľa predpovedí sa naše Slnko stane červeným obrom za osem miliárd rokov. Zároveň sa jeho polomer zväčší niekoľko desiatokkrát a svietivosť stokrát v porovnaní so súčasnými ukazovateľmi.
Životnosť hviezdy, ako už bolo uvedené, závisí od jej hmotnosti. Objekty s hmotnosťou menšou ako slnko „vynakladajú“ svoje zásoby veľmi hospodárne, takže môžu svietiť desiatky miliárd rokov.
Evolúcia hviezd končí formovaním.To sa deje u tých z nich, ktorých hmotnosť je blízka hmotnosti Slnka, t.j. nepresahuje 1,2 z toho.
Obrie hviezdy majú tendenciu rýchlo vyčerpať zásoby jadrového paliva. Toto je sprevádzané výraznou stratou hmoty, najmä v dôsledku odlupovania vonkajších obalov. V dôsledku toho zostáva len postupne chladnúca centrálna časť, v ktorej jadrové reakcie úplne ustali. Postupom času takéto hviezdy prestanú vyžarovať a stanú sa neviditeľnými.
Ale niekedy je normálny vývoj a štruktúra hviezd narušená. Najčastejšie ide o masívne objekty, ktoré vyčerpali všetky druhy termonukleárneho paliva. Potom sa dajú premeniť na neutrónové, alebo A čím viac sa vedci o týchto objektoch dozvedia, tým viac nových otázok vyvstáva.
Životný cyklus hviezd
Bežná hviezda uvoľňuje energiu premenou vodíka na hélium v jadrovej peci umiestnenej v jej jadre. Potom, čo hviezda spotrebuje vodík v strede, začne horieť v obale hviezdy, ktorý sa zväčší a nafúkne. Veľkosť hviezdy sa zväčšuje, jej teplota klesá. Tento proces vedie k vzniku červených obrov a supergiantov. Životnosť každej hviezdy je určená jej hmotnosťou. Mohutné hviezdy končia svoj životný cyklus výbuchom. Hviezdy ako Slnko sa zmenšujú a stávajú sa hustými bielymi trpaslíkmi. V procese premeny z červeného obra na bieleho trpaslíka môže hviezda zhodiť svoje vonkajšie vrstvy ako ľahký plynný obal, čím odkryje jadro.
Z knihy ČLOVEK A JEHO DUŠA. Život vo fyzickom tele a astrálnom svete autor Ivanov Yu M Z knihy Veľká sovietska encyklopédia (GI) autora TSB Z knihy Cestovatelia autora Dorožkin Nikolaj Z knihy Ekonomika nehnuteľností autora Burkhanová NatáliaŤažká životná cesta Postoj našich domácich vedcov k Svenovi Hedinovi prešiel výraznými zmenami. Dôvody spočívajú tak v postave samotného Hedina, ako aj v politických situáciách jeho doby. Od mladosti znalosť ruského jazyka a sympatie k Rusku a jeho
Z knihy Financie: Cheat Sheet autora autor neznámy4. Životný cyklus nehnuteľných vecí Keďže nehnuteľné veci počas svojej existencie prechádzajú ekonomickými, fyzickými, právnymi zmenami, každá nehnuteľná vec (s výnimkou pozemkov) prechádza nasledujúcimi fázami:
Z knihy Všetko o všetkom. Zväzok 5 autor Likum Arkady47. VPLYV FINANCIÍ NA ŽIVOTNÚ ŠTANDARDU OBYVATEĽSTVA
Z knihy Organizačné správanie: Cheat Sheet autora autor neznámyJe to ďaleko od hviezd? Vo vesmíre sú hviezdy, ktoré sú od nás tak vzdialené, že ani nemáme možnosť poznať ich vzdialenosť alebo nastaviť ich počet. Ale ako ďaleko je najbližšia hviezda od Zeme? Vzdialenosť od Zeme k Slnku je 150 000 000 kilometrov. Od svetla
Z knihy Marketing: Cheat Sheet autora autor neznámy50. ŽIVOTNÝ CYKLUS ORGANIZÁCIE Pojem životný cyklus organizácie je rozšírený - jeho zmeny s určitou postupnosťou stavov pri interakcii s okolím. Existujú určité fázy, ktorými organizácie prechádzajú, a
Z knihy Biológia [Úplný sprievodca prípravou na skúšku] autora Lerner Georgy Isaakovich45. ŽIVOTNÝ CYKLUS PRODUKTU Životný cyklus produktu je zmena v predaji a zisku v priebehu jeho životnosti. Produkt má štádium vzniku, rastu, zrelosti a konca – „smrť“, odchod.1. Etapa „vývoj a uvedenie na trh“. Toto je obdobie investícií do marketingu
Z knihy 200 slávnych otráv Autor Antsyshkin Igor2.7. Bunka je genetická jednotka živých vecí. Chromozómy, ich štruktúra (tvar a veľkosť) a funkcie. Počet chromozómov a ich druhová stálosť. Vlastnosti somatických a zárodočných buniek. Životný cyklus bunky: interfáza a mitóza. Mitóza je delenie somatických buniek. meióza. Fázy
Z knihy Rýchla príručka nevyhnutných vedomostí autora Černyavskij Andrej Vladimirovič4.5.1. Životný cyklus rias Rozdelenie zelených rias zahŕňa jednobunkové koloniálne a mnohobunkové rastliny. Celkovo existuje asi 13 tisíc druhov. Chlamydomonas, chlorella sú jednobunkové. Kolónie sú tvorené bunkami volvox a pandorina. K mnohobunkovým
Z knihy Populárny astrológ autora Šalašnikov IgorOBETÍ HVIEZD Taliansky matematik Cardano bol filozof, lekár a astrológ. Najprv sa zaoberal výlučne medicínou, no od roku 1534 bol profesorom matematiky v Miláne a Bologni; aby však zvýšil svoj skromný príjem, profesor neodišiel
Z knihy Najnovší filozofický slovník autora Gritsanov Alexander Alekseevič25 najbližších hviezd mV - vizuálna magnitúda; r je vzdialenosť k hviezde, pc; L je svietivosť (výkon žiarenia) hviezdy, vyjadrená v jednotkách svietivosti Slnka (3,86–1026
Z knihy Poznám svet. Vírusy a choroby autor Chirkov S. N.Typy hviezd Slnko je v porovnaní s ostatnými hviezdami vo vesmíre trpasličí hviezda a patrí do kategórie normálnych hviezd, v hĺbkach ktorých sa vodík premieňa na hélium. Tak či onak, no typy hviezd zhruba opisujú životný cyklus jednej samostatne
Z knihy autora„ŽIVOTNÝ SVET“ (Lebenswelt) je jedným z ústredných pojmov neskorej Husserlovej fenomenológie, ktorú sformuloval ako výsledok prekonania úzkeho horizontu striktne fenomenologickej metódy riešením problémov svetových súvislostí vedomia. Takéto zahrnutie „globálneho“
Z knihy autoraŽivotný cyklus vírusu Každý vírus vstupuje do bunky vlastným jedinečným spôsobom. Po prieniku sa musí najprv vyzliecť, aby aspoň čiastočne odhalil svoju nukleovú kyselinu a začal ju kopírovať Práca vírusu je dobre organizovaná.